متغير ميرا

متغيرات ميرا ( تُلفظ / ˈmaɪrə / ؛ نسبةً إلى النجم النموذجي ميرا ) هي فئة من النجوم النابضة تتميز بألوانها الحمراء الزاهية، وفترات نبضها التي تتجاوز 100 يوم، وسعتها التي تتجاوز القدر الظاهري الواحد في الأشعة تحت الحمراء ، و2.5 القدر الظاهري في الأطوال الموجية المرئية. ^{[ 1 ]} وهي عمالقة حمراء في المراحل المتأخرة جدًا من تطور النجوم ، على فرع العملاق المقارب (AGB)، والتي ستقذف أغلفةها الخارجية على شكل سدم كوكبية ، وتتحول إلى أقزام بيضاء في غضون بضعة ملايين من السنين.

النجوم المتغيرة ميرا هي نجوم ضخمة لدرجة أنها خضعت لاندماج الهيليوم في نواتها، لكن كتلتها أقل من ضعف كتلة الشمس ، ^{[ 2 ]} وهي نجوم فقدت بالفعل حوالي نصف كتلتها الأولية. ومع ذلك، يمكن أن تكون أكثر إضاءة من الشمس بآلاف المرات نظرًا لأغلفتها المتمددة الضخمة. وهي تنبض نتيجة لتمدد النجم بأكمله وانكماشه. ينتج عن ذلك تغير في درجة الحرارة ونصف القطر، وكلاهما عاملان يتسببان في تغير الإضاءة . يعتمد النبض على كتلة النجم ونصف قطره، وهناك علاقة محددة جيدًا بين دورة النبض والإضاءة (واللون). ^{[ 3 ] [ 4 ]} لا تعود السعات المرئية الكبيرة جدًا إلى تغيرات كبيرة في الإضاءة، بل إلى تحول في الطاقة المنبعثة بين أطوال موجات الأشعة تحت الحمراء والضوء المرئي مع تغير درجة حرارة النجوم أثناء نبضاتها. ^{[ 5 ]}

افترضت النماذج المبكرة لنجوم ميرا أن النجم يظل متناظرًا كرويًا خلال هذه العملية (وذلك لتبسيط عملية النمذجة الحاسوبية، وليس لأسباب فيزيائية). وقد كشف مسح حديث لنجوم ميرا المتغيرة أن 75% من نجوم ميرا التي أمكن رصدها باستخدام تلسكوب IOTA ليست متناظرة كرويًا، ^{[ 6 ]} وهي نتيجة تتوافق مع الصور السابقة لنجوم ميرا الفردية، ^{[ 7 ] [ 8 ] [ 9 ]} مما يُحتم إجراء نمذجة ثلاثية الأبعاد واقعية لنجوم ميرا باستخدام الحواسيب العملاقة. ^{[ 10 ]}

قد تكون متغيرات ميرا غنية بالأكسجين أو غنية بالكربون. تنشأ النجوم الغنية بالكربون، مثل نجم R Leporis، من مجموعة محددة من الظروف التي تتجاوز الميل الطبيعي لنجوم AGB للاحتفاظ بفائض من الأكسجين على الكربون على أسطحها بسبب ظاهرة "التجريف" . ^{[ 11 ]} تخضع نجوم AGB النابضة، مثل متغيرات ميرا، لعملية اندماج في أغلفة متناوبة من الهيدروجين والهيليوم، مما ينتج عنه حمل حراري عميق دوري يُعرف باسم " التجريف" . تجلب هذه الظاهرة الكربون من غلاف احتراق الهيليوم إلى السطح، مما يؤدي إلى تكوين نجم كربوني. مع ذلك، في النجوم التي تزيد كتلتها عن 4 أضعاف _{كتلة الشمس} ، يحدث احتراق في القاع الساخن. في هذه الحالة، تكون المناطق السفلية من منطقة الحمل الحراري ساخنة بما يكفي لحدوث اندماج كبير في دورة CNO ، مما يدمر جزءًا كبيرًا من الكربون قبل أن يتمكن من الوصول إلى السطح. وبالتالي، لا تصبح نجوم AGB الأكثر ضخامة غنية بالكربون. ^{[ 12 ]} 

تفقد النجوم المتغيرة ميرا كتلتها بسرعة، وغالبًا ما تشكل هذه المادة أغلفة غبارية حول النجم. وفي بعض الحالات، تكون الظروف مناسبة لتكوين الميزرات الطبيعية . ^{[ 13 ]}

يبدو أن مجموعة فرعية صغيرة من متغيرات ميرا تُغير دورتها مع مرور الوقت: إذ تزداد أو تنقص الدورة بمقدار كبير (يصل إلى ثلاثة أضعاف) على مدى عقود إلى بضعة قرون. يُعتقد أن هذا ناتج عن نبضات حرارية ، حيث يُعيد غلاف الهيليوم إشعال غلاف الهيدروجين الخارجي . يُغير هذا بنية النجم، ما يتجلى في تغير في دورته. من المتوقع أن تحدث هذه العملية لجميع متغيرات ميرا، لكن المدة القصيرة نسبيًا للنبضات الحرارية (بضعة آلاف من السنين على الأكثر) خلال فترة عمر فرع العملاق المقارب للنجم (أقل من مليون سنة)، تعني أننا لا نراها إلا في عدد قليل من آلاف نجوم ميرا المعروفة، وربما في نجم R Hydrae . ^{[ 14 ]} تُظهر معظم متغيرات ميرا تغيرات طفيفة في الدورة من دورة إلى أخرى، ربما بسبب سلوك غير خطي في الغلاف النجمي، بما في ذلك الانحرافات عن التناظر الكروي. ^{[ 15 ] [ 16 ]}

تُعدّ متغيرات ميرا أهدافًا شائعة لدى هواة الفلك المهتمين برصد النجوم المتغيرة ، نظرًا لتغيراتها الدراماتيكية في السطوع. بعض متغيرات ميرا (بما في ذلك ميرا نفسها) لديها رصد موثوق به يمتد لأكثر من قرن. ^{[ 17 ]}

تحتوي القائمة التالية على متغيرات مختارة من مرصد ميرا. ما لم يُذكر خلاف ذلك، فإن المقادير المذكورة تقع في النطاق V ، والمسافات مأخوذة من فهرس النجوم Gaia DR2 . ^{[ 18 ]}

• متغير طويل المدى
• نجم متغير شبه منتظم

• أطلس أوغل لمنحنيات ضوء النجوم المتغيرة - متغيرات ميرا